Download
1 / 69
690 likes | 889 Views
ÓRBITA DA TERRA. Periélio. O periélio não tem data fixa. O último periélio ocorreu em 03/01/1995. A Terra estará no periélio no dia 04/01, somente em 2067. Isso ocorre porque a mudança de posição acontece de 72 em 72 anos. Periélio. Para mudar 20 minutos em sua posição leva 1 ano;
E N D
Periélio O periélio não tem data fixa. O último periélio ocorreu em 03/01/1995. A Terra estará no periélio no dia 04/01, somente em 2067. Isso ocorre porque a mudança de posição acontece de 72 em 72 anos.
Periélio Para mudar 20 minutos em sua posição leva 1 ano; Então 3 anos para mudar 1 hora (60 min.); E 72 anos para mudar 24 horas (1 dia).
Radiação Solar Radiação solar – maior fonte de energia para a Terra, principal elemento meteorológico e um dos fatores determinantes do tempo e do clima. Além disso, afeta diversos processos: físicos (aquecimento/evaporação), bio-físicos (transpiração) e biológicos (fotossíntese)
Equilíbrio Radiativo O sistema Terra-atmosfera está constantemente absorvendo radiação solar e emitindo sua própria radiação para o espaço. Numa média de longo prazo, as taxas de absorção e emissão são aproximadamente iguais, de modo que o sistema está muito próximo do equilíbrio radiativo.
DISTRIBUIÇÃO DA RADIAÇÃO A radiação monocromática incidente sobre uma camada não opaca (como a atmosfera) pode ser espalhada, refletida, absorvida ou transmitida. Como na equação anterior: A radiação será absorvida, espalhada ou refletida de volta dependendo, em grande parte, do comprimento de onda da energia que está sendo transportada, assim como do tamanho e natureza do material que intervém.
DISTRIBUIÇÃO DA RADIAÇÃO A radiação monocromática incidente sobre qualquer superfície opaca (como a superfície da Terra) é absorvida ou refletida: Dividindo-se cada termo desta expressão pela radiação monocromática incidente obtemos:
ESPALHAMENTO Embora a radiação solar incida em linha reta, os gases e aerossóis podem causar seu espalhamento (dispersando-a em todas as direções para cima, para baixo e para os lados). A reflexão é um caso particular de espalhamento. A radiação difusa é constituída de radiação solar que é espalhada ou refletida de volta para a Terra. Esta radiação difusa é responsável pela claridade do céu durante o dia e pela iluminação de áreas que não recebem iluminação direta do sol. As características do espalhamento dependem, em grande parte, do tamanho das moléculas de gás ou aerossóis. O espalhamento por partículas cujo raio é bem menor que o comprimento de onda da radiação espalhada, como o caso do espalhamento da luz visível por moléculas de gás da atmosfera, é dependente do comprimento de onda (espalhamento Rayleigh), de forma que a radiação monocromática espalhada é inversamente proporcional à 4ª potência do comprimento de onda Esta dependência é a base para explicar o azul do céu.
ESPALHAMENTO A luz azul é aproximadamente 5,5 vezes mais espalhada que a luz vermelha. É também mais espalhada que o verde, amarelo e laranja. Assim, o céu, longe do disco do sol, parece azul. Se a luz violeta tem um comprimento de onda menor que a luz azul, por que então, o céu não é violeta? Porque a energia contida no violeta é muito menor que a contida no azul e, porque o olho humano é mais sensível à luz azul que à luz violeta.
ESPALHAMENTO Como a densidade molecular decresce fortemente com a altura, o céu, visto de alturas cada vez maiores, iria gradualmente escurecer até tornar-se totalmente escuro, longe do disco solar. Por outro lado, o Sol apareceria cada vez mais branco e brilhante. Quando o Sol se aproxima do horizonte (no nascer e por do Sol) a radiação solar percorre um caminho mais longo através das moléculas de ar, e, portanto, mais e mais luz azul é espalhada do feixe de luz. Assim, o feixe luminoso contém mais luz do extremo vermelho do espectro visível. Isto explica a coloração avermelhada do céu ao nascer e por do Sol. Este fenômeno é especialmente visível em dias nos quais pequenas partículas de poeira ou fumaça estiverem presentes.
ESPALHAMENTO A radiação é espalhada igualmente em todos os comprimentos de onda. Quando a radiação é espalhada por partículas cujos raios se aproximam ou excedem em até 8 vezes o comprimento de onda da radiação incidente, o espalhamento não depende do comprimento de onda e é chamado de espalhamento de Mie. Partículas que compõem as nuvens (pequenos cristais de gelo ou gotículas de água) e a maior parte dos aerossóis atmosféricos espalham a luz do Sol desta maneira. Por isso, as nuvens parecem brancas e quando a atmosfera contém grande concentração de aerossóis o céu inteiro fica esbranquiçado.
CORPONEGRO • O sol e a Terra atuam como corpo negro • A atmosfera é um absorvedor seletivo
LEIS DA RADIAÇÃO (PARA CORPOS NEGROS ) Um corpo negro é um corpo hipotético que emite (ou absorve) radiação eletromagnética em todos os comprimentos de onda, de forma que: · toda a radiação incidente é completamente absorvida; · a radiação máxima possível, para todos os comprimentos de onda e em todas as direções, depende da temperatura do corpo. A radiação do corpo negro é isotrópica, isto é, não depende da direção. O Sol e a Terra irradiam aproximadamente como corpos negros. Portanto, as leis da radiação dos corpos negros podem ser aplicadas a radiação solar e terrestre com algumas restrições.
ALBEDO • O albedo varia no espaço e no tempo, dependendo da natureza da superfície e da altura do Sol. Dentro da atmosfera, os topos das nuvens são os mais importantes refletores. O albedo dos topos de nuvens depende de sua espessura, variando de menos de 40% para nuvens finas (menos de 50m) a 80% para nuvens espessas (mais de 5000m).
Insolação Horas efetivas de brilho solar [horas/dia] Heliógrafo – equipamento utilizado para a obtenção do número de horas efetivas de brilho solar (radiação solar direta) Bandas de registro – o sol ao ter seus raios convergidos pela esfera de cristal queima as bandas, registrando o número de horas com brilho solar
Um átomo ou uma molécula pode absorver ou emitir radiação eletromagnética. Uma molécula pode absorver radiação cuja energia seja suficiente para "quebrá-la" em seus componentes atômicos. Nas reações fotoquímicas a absorção ou emissão de radiação eletromagnética tem papel crucial em fornecer ou remover energia.
O Nitrogênio, o mais abundante constituinte da atmosfera é um fraco absorvedor da radiação solar incidente, que se concentra principalmente nos comprimentos de onda entre 0,2 µ e 2 µ. A fotodissociação do oxigênio entre 50 a 110 km de altitude e 2 absorve virtualmente toda radiação solar ultravioleta para . O oxigênio atômico assim obtido é altamente reativo, sendo de particular importância a reação
Esta é a reação dominante para a produção de ozônio na estratosfera (M é uma 3ª molécula necessária para retirar o excesso de energia liberada na reação). Como a probabilidade de ocorrência desta reação cresce com o quadrado da densidade do gás, o oxigênio atômico é estável na alta mesosfera e termosfera, enquanto na estratosfera ele se combina rapidamente para formar o ozônio. A radiação ultravioleta para é absorvida na reação de fotodissociação do ozônio (na estratosfera, entre 20 a 60 km).
O átomo de oxigênio combina rapidamente com o O2 para formar outra molécula de O3. Quando as equações anteriores ocorrem sequencialmente não há mudança na estrutura química, mas somente absorção de radiação e resultante entrada de calor e aumento de temperatura na estratosfera.
Unidades de Irradiância Solar SI W/m2 = J/m2s Valores instantâneos CGS cal/cm2min 1 cal = 4,18 J ou 1 J = 0,239 cal 1 cal/cm2min = 696,67 W/m2 SI MJ/m2dia Valores diários CGS cal/cm2dia 1 MJ/m2dia = 23,923 cal/cm2dia ou 1 cal/cm2dia = 0,0418 MJ/m2dia
DESCRIÇÃO QUANTITATIVA DA RADIAÇÃO Fluxo radiante: taxa de transferência de energia, Joules/segundo = Watts. Para o sol: Irradiância (E) : fluxo radiante por unidade de área, Watts/m2. . A irradiância da radiação eletromagnética que passa através dos limites do disco visível do sol, raio é dada por:
DESCRIÇÃO QUANTITATIVA DA RADIAÇÃO A irradiância média da radiação solar que atinge a órbita da Terra, num plano perpendicular aos raios solares, no topo da atmosfera é ~ 1,38 x 103 W/m2 (ou 1,97 cal/cm²/min) que constitui a chamada constante solar. A diferença entre a irradiância no afélio e perihélio é de: ~ 6,7%.
O Sol irradia, isotropicamente, aproximadamente 56 x 1026 cal de energia. Caloria (cal) – quantidade de energia necessária para aumentar a temperatura de 1 grama de H2O de 1 0C (de 14,5 a 15,5 0C). A energia por unidade de área e de tempo incidente em uma superfície concêntrica com o Sol e de raio 1,5 x 1013 cm (distância média entre o Sol e a Terra) é igual a:
